Текст книги "Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра"

Автор книги: Борис Иванов

Соавторы: Юрий Медведев,Леонид Соколов,Владимир Светцов,Андрей Витязев,Вадим Поль,Лидия Рыхлова,Нелли Куликова,Виктор Шор,Дмитрий Глазачев,Сергей Барабанов
сообщить о нарушении

Текущая страница: 11 (всего у книги 35 страниц) [доступный отрывок для чтения: 13 страниц]

4.5. Источники околоземных комет

Из вышесказанного ясно, что в околоземном пространстве наблюдаются кометы, принадлежащие различным динамическим классам. Рассмотрим, что же известно в данный момент об источниках комет с такими разными орбитальными параметрами и о тех динамических процессах, которые приводят эти объекты в околоземное пространство.

Один источник мы уже упомянули – это облако Оорта. Для того чтобы показать, что кометы действительно приходят из этой далекой области, рассмотрим более подробно распределение орбит долгопериодических комет. На рис. 4.16 показана зависимость числа N комет с точными орбитами (класс I согласно каталогу [Marsden and Williams, 2003]) от величины w = 1/a, где a – большая полуось. Пик в распределении почти параболических комет является очень узким по сравнению с типичной величиной планетных возмущений за один оборот вокруг Солнца (∼ 5 10^-4 a.e.^-1). Это свидетельствует о том, что большинство наблюдаемых комет с w < 10^-4 а.е.^-1 являются «новыми», т. е. совершают первое прохождение вблизи Земли. Необходимо отметить, что в обнаружении этого источника наблюдателям помог тот факт, что кометы со временем угасают. Если бы яркость комет не убывала с течением времени, то поток объектов, проникающих вследствие планетных возмущений на орбиты с относительно короткими периодами, был бы сопоставим с потоком из облака Оорта, и мы не видели бы столь явно этот источник.

Поскольку «новые» кометы приходят из очень далеких областей Солнечной системы, то очевидным является динамический механизм, который направляет эти объекты в околоземное пространство – гравитационное действие близко проходящих отдельных звезд и поля Галактики. Вследствие звездных и галактических возмущений орбиты комет изменяются, и для некоторых из них перигелийные расстояния становятся столь малыми, что кометы проникают в планетную область. Такие «новые» кометы создают наблюдаемый поток почти параболических комет.

^{Рис. 4.16. Наблюдаемое распределение комет вблизи малых значений w}

После введения концепции облака Оорта [Oort, 1950] в течение длительного времени обсуждался вопрос об этом образовании как источнике и короткопериодических комет. Многие из короткопериодических комет наблюдались в нескольких появлениях, что способствовало исследованию их динамических и физических характеристик. В настоящее время не вызывает сомнения, что время как физической, так и динамической жизни этих объектов очень мало́ по сравнению с возрастом Солнечной системы, поэтому должен существовать источник, из которого постоянно пополняется семейство короткопериодических комет. Происхождение комет галлеевского типа вполне объясняется обычной диффузией больших полуосей для объектов из потока почти параболических комет. Однако интенсивные расчеты динамической эволюции комет из облака Оорта показали, что распределение орбит комет, захваченных из потока почти параболических комет с перигелиями в области внутренних планет, не согласуется с распределением орбит наблюдаемых комет семейства Юпитера [Duncan et al., 1988; Quinn et al., 1990; Bailey, 1992]. Поэтому были выдвинуты идеи об иных источниках комет семейства Юпитера.

В работе [Fernandez, 1980] было предположено, что основным источником короткопериодических комет семейства Юпитера является пояс объектов за орбитой Нептуна, введенный в моделях образования Солнечной системы [Edgeworth, 1943; Kuiper, 1951]. Поиск таких объектов увенчался успехом в 1992 г., когда был открыт первый, после Плутона, транснептуновый объект 1992 QB1. На начальных этапах изучения транснептуновой области казалось, что предсказываемый пояс Койпера, содержащий объекты на орбитах с малыми эксцентриситетами и наклонами, и есть основной источник комет семейства Юпитера. В работе [Levison and Duncan, 1997] было показано, что из-за слабой динамической неустойчивости некоторые объекты пояса Койпера могут проникать к орбите Нептуна и в результате дальнейшей динамической эволюции под действием планетных возмущений превращаться в короткопериодические кометы семейства Юпитера.

Но в настоящее время, когда открыто более тысячи объектов за орбитой Нептуна, уже ясно, что структура транснептуновой зоны оказалась значительно сложнее, чем ожидалось ранее. Наиболее примечательной особенностью является существование наряду с объектами предсказываемого пояса Койпера, имеющими большие полуоси орбит a < 50 а.е., не менее многочисленного класса объектов, движущихся по очень вытянутым орбитам. Перигелии наблюдаемых орбит этого класса располагаются в области пояса Койпера (30–45 а.е.), а большие полуоси достигают нескольких сотен астрономических единиц. Именно эти объекты, движущиеся по орбитам с большими эксцентриситетами, являются основным источником тел, проникающих из транснептуновой зоны в планетную область. Для того чтобы убедиться в этом, достаточно рассмотреть распределение транснептуновых объектов, которые могут достигать околонептунного пространства. На рис. 4.17, взятом из работы [Emel’yanenko et al., 2004], представлены объекты, наблюдавшиеся в нескольких оппозициях и имеющие перигелии орбит в окрестности орбиты Нептуна. Видно, что все объекты с a < 50 а.е. находятся в резонансе 2:3 или 1:2 с Нептуном, что предохраняет их от сближений с этой планетой. Таким образом, очевидно, что в планетную область захватываются в основном транснептуновые объекты с a > 50 а.е.

Детальное изучение взаимосвязи транснептуновых объектов и короткопериодических комет было проведено в работах [Duncan and Levison, 1997; Emel’yanenko et al., 2004]. Эти исследования показали хорошее согласие наблюдаемого распределения орбитальных параметров комет семейства Юпитера с распределением объектов, захваченных из транснептуновой зоны с сильноэллиптических орбит. Однако для объяснения происхождения комет семейства Юпитера только из этого источника приходится предполагать, что в области 60 < a < 1000 а.е., 28 < q < 35,5 а.е. находится ∼ 10¹⁰ тел кометного размера. Это несколько больше, чем следует непосредственно из наблюдательных оценок. Имеются также явные несоответствия между наблюдаемым распределением кентавров и результатами исследования динамической эволюции транснептуновых объектов. Кроме того, вычисления показали, что транснептуновые объекты практически не производят комет галлеевского типа.

^{Рис. 4.17. Распределение объектов, наблюдавшихся в нескольких оппозициях, с пери-гелиями вблизи орбиты Нептуна}

Все это заставляет опять вернуться к вопросу о вкладе облака Оорта в семейство комет, наблюдаемых в окрестности Земли. Какова структура этого образования? Может ли поток комет с перигелиями во внешней части планетной системы, не рассматривавшийся ранее, дать значительный вклад в семейство короткопериодических комет? Существует ли резкая граница между облаком Оорта и транснептуновой зоной, если в последней наблюдается большое число объектов на орбитах с большими эксцентриситетами?

Для ответа на эти вопросы в работе [Emel’yanenko et al., 2007] была построена модель распределения комет во внешней части Солнечной системы в предположении, что они имеют происхождение в планетной области. Оказалось, что орбитальное распределение комет в результате эволюции в течение 4,5 млрд лет приобретает характерный вид, показанный на рис. 4.18 и 4.19. Основные особенности этого распределения слабо зависят от начальных динамических характеристик тел на первых этапах формирования Солнечной системы и определяются главным образом длительным действием планетных, звездных и галактических возмущений.

Рисунки 4.18 и 4.19 показывают очень много важных особенностей структуры внешней части Солнечной системы. Во-первых, облако Оорта является естественным результатом длительной динамической эволюции объектов, выбрасываемых из планетной области. В результате действия звездных и галактических возмущений орбиты большинства объектов расположены в настоящее время далеко от планетной области, и лишь некоторые из них могут переходить на почти параболические орбиты. Наряду с внешней частью облака Оорта (a > 10⁴ а.е.), откуда в настоящее время наблюдается поток «новых» комет, существует и внутренняя часть облака Оорта (10³ < a < 10⁴ а.е.), из которой кометы могут напрямую вбрасываться в околоземное пространство только при редких проникновениях звезд в эту область [Hills, 1981]. Во внешней части облака Оорта орбиты имеют изотропное распределение, а при a < 8 10³ а.е. заметно преобладание прямых орбит.

^{Рис. 4.18. Распределение больших полуосей и перигелийных расстояний для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])}

^{Рис. 4.19. Распределение больших полуосей и наклонов орбит для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])}

Некоторые объекты, перигелии орбит которых расположены достаточно близко к планетной области, проникают из облака Оорта в область a < 10³ а.е., образуя класс транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами. Хотя часть объектов могла остаться в транснептуновой области на орбитах с большими эксцентриситетами с начальных этапов формирования Солнечной системы, резкой границы между облаком Оорта и транснептуновой зоной не существует. Семейство транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами, является комбинацией объектов, находящихся здесь на протяжении времени существования Солнечной системы, и объектов, посещавших облако Оорта в течение своей динамической истории.

Объекты облака Оорта могут попадать и в область внешних планет, пополняя класс кентавров. Детальный анализ показал, что это может происходить как непосредственно, путем прямого изменения перигелийных расстояний под действием звездных и галактических возмущений, так и в результате длительной эволюции под действием планетных возмущений через стадию транснептуновых объектов с большими эксцентриситетами орбит. В дальнейшем большинство кентавров выбрасываются планетами из Солнечной системы, а некоторые могут переходить на короткопериодические орбиты. В последнем случае они в основном образуют класс комет семейства Юпитера, хотя относительно малая их доля может захватываться и на орбиты комет галлеевского типа. Таким образом, давно известный диффузионный механизм происхождения комет галлеевского типа из потока почти параболических комет с перигелиями, расположенными внутри орбиты Юпитера, не является единственным.

Сопоставление результатов моделирования с характеристиками потока «новых» комет позволяет оценить число кометных объектов различных классов, происхождение которых связано с облаком Оорта. Если полагать, что на расстоянии от Солнца q < 5 а.е. в год проходит перигелий приблизительно 15 «новых» комет [Bailey and Stagg, 1998; Fernandez and Gallardo, 1999; Weissman and Lowry, 2001], то в современную эпоху в облаке Оорта (a > 10³ а.е.) должно находиться ∼ 10¹² соответствующих кометных объектов, причем приблизительно половина из них расположена во внешней части (a > 10⁴ а.е.).

В заключение этого раздела остановимся отдельно на проблеме числа комет галлеевского типа, важной при рассмотрении проблемы астероиднокометной опасности. Подробное изучение динамической эволюции комет из почти параболического потока в семейство комет галлеевского типа показало [Emel’yanenko and Bailey, 1998; Levison et al., 2002], что вероятность захвата комет галлеевского типа с перигелийными расстояниями q < 1,5 а.е. из потока «новых» комет с 0 < q < 4 а.е. равна 0,013. Тогда число объектов, захватываемых на орбиты галлеевского типа из облака Оорта, значительно превышает число наблюдаемых комет этого типа. Действительно, среднее число комет галлеевского типа N_HT в любой момент времени удовлетворяет соотношению N_HT = ν_HT L_HT, где ν_HT – число комет, захватываемых на орбиты галлеевского типа в единицу времени, L_HT – среднее время жизни комет галлеевского типа. Используем опять оценку, что в окрестности Земли приблизительно 3 «новые» кометы приходят в интервале перигелийных расстояний 1 а.е. Тогда, если ограничиться только потоком почти параболических комет с 0 < q < 4 а.е., ν_HT = 3 4 0,013 = 0,156 комет в год. Вычисления показывают, что среднее время динамической жизни комет галлеевского типа с q < 1,5 а.е. составляет 3 10⁵ лет. Отсюда следует, что N_HT ≈ 47 000. В настоящее время обнаружено лишь около 30 комет галлеевского типа с q < 1,5 а.е. Это противоречие может быть преодолено только на основе предположения об очень коротком (менее 200 оборотов вокруг Солнца) времени физической жизни комет галлеевского типа. Но тогда возникает вопрос о количестве и размерах тех тел, которые представляют собой продукты дезинтеграции многочисленных комет галлеевского типа. Решение этого вопроса является очень важным в проблеме астероидно-кометной опасности.

4.6. Кометы, «царапающие Солнце»

 
Вокруг сияющего света,
Что вечно льет источник дня,
Кружатся легкие кометы,
Как мотыльки вокруг огня.
Несясь среди планетной сферы,
Они недолго в ней живут,
Семьи небесной эфемеры,
Они свиданья с Солнцем ждут.
 

Н. Морозов

Первой обнаруженной кометой, прошедшей близко от Солнца, была так называемая Великая комета 1680 года (C/1680 V1) – первая комета, открытая с помощью телескопа немецким астрономом Готфридом Кирхом. Ее орбита, рассчитанная с помощью теории тяготения Ньютона, оказалась проходящей очень близко к Солнцу. Следующей кометой, «царапающей Солнце» (Sun-grazing comet), стала комета С/1843 D1 – Великая мартовская комета. Она была обнаружена в начале февраля 1843 г. и была видна до конца апреля того же года. В 1880 г. возле Солнца появилась комета C/188 °C1 – Великая южная комета. А в 1882 г. сразу несколько комет наблюдались около Солнца с интервалом в несколько месяцев. Открытие кометы X/1882 K1 – Кометы затмения 1882 года – стало полной неожиданностью для астрономов. 17 мая 1882 г. во время солнечного затмения наблюдатели в Египте заметили яркую полоску света рядом с Солнцем. По случайному стечению обстоятельств затмение совпало по времени с прохождением кометой своего перигелия. Только благодаря этому она и стала известной, поскольку комета является неяркой и при других условиях не видна на фоне Солнца. Иногда комету X/1882 K1 еще называют кометой Тевфика, в честь правителя Египта того времени.

^{Рис. 4.20. Великая сентябрьская комета 1882 года [Клейн, 1898]}

Великая сентябрьская комета 1882 года – C/1882 R1 (рис. 4.20) – была открыта независимо сразу несколькими людьми, так как при своем появлении в начале сентября того года, буквально за считанные дни до прохождения перигелия, она была заметна даже без специального оборудования. Комета быстро набирала яркость и вскоре (16–17 сентября) стала видимой при свете дня и даже просвечивала сквозь легкие облака. После прохождения перигелия она оставалась яркой в течение нескольких недель. В октябре ее ядро, похоже, разделилось сначала на два, а потом на 5 фрагментов. Комета С/1882 R1 предположительно является частью кометы X/1106 C1, которую наблюдали Аристотель и Эфор в 371 г. до н. э. Кометы C/1843 D1 и C/1882 R1 были наиболее яркими в XIX в. Немецкий астроном Генрих Крейц в своих работах (1888, 1891, 1901 гг.) показал, что кометы 1843, 1880, 1882 годов являются частями некогда одной большой кометы. Эти кометы стали называть кометами семейства Крейца. В его работах было показано, что комета С/1680 V1 не принадлежит к семейству комет Крейца. В XX в. было открыто еще несколько околосолнечных комет – C/1945 X1 (комета дю Туа), C/1963 R1 (комета Перейры), C/1965 S1 (комета Икея – Секи), C/1970 K1 (комета Уайта – Ортиза – Болелли), которые также принадлежат семейству Крейца.

До недавнего времени была возможна ситуация, когда даже яркая комета Крейца могла пройти возле Солнца незамеченной, если ее перигелий приходился на промежуток с мая по август. В это время года для наблюдателя с Земли Солнце будет закрывать почти всю траекторию кометы, и та может быть видимой только близко от Солнца и только при условии, что будет очень яркой. После 1970 г. яркие кометы Крейца более не появлялись. Однако в течение 1980-х годов посредством двух спутников, исследующих Солнце, были неожиданно открыты несколько новых членов семейства: 10 из них открыты спутником P78–1 (Solwind) в 1979–1984 гг., еще 10 – спутником SMM (Solar Maximum Mission) в 1987–1989 гг.

4.6.1. SOHO-кометы. С запуском солнечной обсерватории SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) 2 декабря 1995 г. стало возможно проводить постоянные наблюдения околосолнечного пространства. С 1996 г. телескоп находится на околосолнечной орбите в точке Лагранжа L1 и постоянно ведет мониторинг процессов, происходящих на Солнце. Он круглосуточно делает снимки Солнца, и эти снимки позволяют следить за солнечными пятнами и регистрировать выбросы вещества с поверхности Солнца. В поле зрения камер SOHO попадает не только атмосфера Солнца, но и его окрестности, в частности кометы, огибающие Солнце или сгорающие в его атмосфере. Поэтому, хотя телескоп SOHO не был предназначен для поиска комет, он используется и для этих целей (см. рис. 4.21 на вклейке).

Внезатменный коронограф LASCO, установленный на борту солнечной обсерватории SOHO, позволил ученым регулярно получать изображения областей небесной сферы, труднодоступных для наблюдений с Земли из-за их близости к Солнцу. Оказалось, что в непосредственной близости от Солнца появляется неожиданно много комет.

^{Рис. 4.22. Орбиты комет семейства Марсдена (проекция на плоскость эклиптики) [Терентьева, Барабанов, 2008]}

В открытии комет может участвовать каждый. Поиск SOHO-комет на снимках, регулярно и оперативно выкладываемых в Интернете на сайте http://soho.nascom.nasa.gov/, стал любимым занятием многочисленных астрономов-любителей. Пятисотая комета была открыта в Интернете 14 августа 2002 г. любителем астрономии из Германии Райнером Крахтом (Rainer Kracht). 1000-я (а также 999-я) комета была обнаружена итальянским любителем астрономии, учителем Тони Скармато (Toni Scarmato) 5 августа 2005 г. Многие из астрономов-любителей, специализирующихся на поиске комет в Интернете, демонстрируют высокую результативность. Так, 10 октября 2006 г. житель Китая Бо Чжу (Bo Zhou) «открыл» в Интернете свою 30-ю комету, ставшую одновременно 1200-й SOHO-кометой. Юбилейная пятисотая SOHO-комета, открытая Райнером Крахтом, стала его 63-й «личной» кометой. 25 июня 2008 г. с помощью полученных солнечной обсерваторией SOHO данных была открыта «юбилейная», полуторатысячная комета. Согласно сегодняшним оценкам, примерно 85 % всех комет, обнаруженных SOHO, относятся к так называемой группе Крейца и представляют собой результат фрагментации гигантской кометы, разрушившейся, вероятно, много столетий назад (см. раздел 4.6.3). В перигелии эти кометы приближаются к Солнцу на расстояние 1,5 млн км – это в сто раз меньше, чем расстояние от Земли до Солнца и составляет примерно диаметр самого Солнца.

4.6.2. Семейства околосолнечных комет. На сегодняшний день все околосолнечные кометы можно разделить на 4 большие группы в зависимости от их орбитальных параметров: кометы семейства Крейца (самая многочисленная группа), семейства Марсдена, семейства Крахта, семейства Мейера. Параметры семейств представлены в табл. 4.5; на рис. 4.22 для примера показаны орбиты семейства Марсдена.

Таблица 4.5. Параметры семейств околосолнечных комет [Knight, 2008]

^{Примечание. Приведены параметры средних орбит для каждой из групп: q – перигелийное расстояние, e – эксцентриситет, ω – аргумент перигелия, Ω – долгота восходящего узла, i – наклонение орбиты.}

4.6.3. Происхождение околосолнечных комет. В своих работах Марсден [Marsden, 1989] обобщил сведения об околосолнечных кометах и попытался найти прародительницу этих комет. Он предположил, что почти все кометы, «царапающие Солнце», образовались от одной большой кометы, которая распадалась при каждом приближении к Солнцу. Это предположение в какой-то степени подтверждается наблюдениями кометы Икея – Секи в 1956 г. Японские астрономы, используя коронограф при наблюдениях, увидели, как комета Икея – Секи перед прохождением своего перигелия разделилась на 3 части. Все кометы, которые исследовал Марсден, имели схожие параметры орбиты (наклонение –144°, долгота перигелия 280–282°). Марсден обнаружил, что кометы можно разделить на 2 группы со схожими орбитальными параметрами, и объяснил это явление тем, что группы образовались в различные моменты времени, а общим телом могла быть комета, которую наблюдали Аристотель и Эфор в 371 г. до н. э. Из исследований Марсдена выпадает комета 1680 года, которая не может быть отнесена ни к одной из групп. Либо она образовалась задолго до распада кометы-прародительницы, либо она вообще не связана с этой «первокометой». Как видно из табл. 4.5, есть еще 59 комет, которые пока не отнесены ни к одной группе.

4.6.4. Связь SOHO-комет с метеорными роями с малым перигелийным расстоянием. В проблеме происхождения метеорных роев с малым перигелийным расстоянием наши знания остаются фрагментарными. В особенности это касается метеорных роев на орбитах небольших размеров (типа Ариетид и Геминид). Лебединец предложил и математически обосновал механизм образования короткопериодических метеорных роев такого типа [Лебединец, 1985]. Он показал, что кометные орбиты больших размеров могут трансформироваться в орбиты малых размеров метеорного типа в процессе испарения ледяных ядер комет под действием реактивного торможения. Альтернативный механизм образования метеорных орбит малого размера рассматривался на основе тесных сближений с внутренними планетами [Terent’eva and Bayuk, 1991; Andreev et al., 1990]. Источником дополнительных сведений в решении этой проблемы могут быть открытые в последнее время SOHO-кометы.

Таблица 4.6. Ассоциации метеорных роев с SOHO-кометами

^{Примечание. Теоретический кометный радиант дан для сближения кометной орбиты с земной при Все угловые величины для кометы даны на эпоху 2000,0, для метеорного роя – на эпоху 1950,0.}

Среди более чем четырехсот метеорных и болидных роев (по оптическим и телевизионным наблюдениям) оказалось всего 20 роев с перигелийным расстоянием q 6 0,26 а.е. Исследование, проведенное в ИНАСАН [Терентьева, Барабанов, 2008], показало, что из 20 роев связь с SOHO-кометами могут иметь 2 метеорных роя: Скорпиониды и α-Виргиниды (табл. 4.6). С кометой C/SOHO (2001 D1), возможно, связан метеорный поток Скорпиониды [Терентьева, 1963; 1966] с большой площадью радиации, действующий с 1 по 19 мая (максимум активности 12 мая) (табл. 4.6). С этой же кометой может быть связан и АСЗ 2005 HC4, чья кометная активность пока не обнаружена, но элементы его орбиты и теоретический радиант близки к элементам орбиты и теоретическому радианту кометы C/SOHO (2001 D1). Комета имеет аппульс (точка на орбите кометы, ближайшая к орбите планеты) с орбитой Земли 26 марта в районе восходящего узла орбиты при расстоянии 0,0577 а.е., а при расстоянии 0,210 а.е. 8 мая (второе сближение орбит) теоретический кометный радиант сходен с радиантом потока Скорпиониды, в котором регистрируется много ярких метеоров и болидов. Для обоих моментов сближения кометной орбиты с земной по радиолокационным наблюдениям в Могадишо, Гарварде, Харькове, Обнинске и Аделаиде в общей сложности было выявлено 155 орбит метеорных тел, связанных с кометой C/SOHO (2001 D1). Два больших роя метеорных тел встречают Землю с 21 по 29 марта и с 3 по 21 мая. На рис. 4.23 представлено распределение радиантов майских радиометеоров. Скорее всего, мы имеем дело с достаточно широким (более 0,2 а.е.) роем метеорных тел, действующим непрерывно в течение двух месяцев.

^{Рис. 4.23. Распределение радиантов майских радиометеоров, связанных с кометой C/SOHO (2001 D1) (QQ′ – эклиптика) [Терентьева, Барабанов, 2008]}

^{Рис. 4.24. Распределение радиантов радиометеоров, связанных с семейством Марсдена (QQ′ – эклиптика) [Терентьева, Барабанов, 2008]}

Таким образом, короткопериодические метеорные рои могут образовываться на почти параболических кометных орбитах с малым перигелийным расстоянием q. Уменьшение размеров орбиты, даже от почти параболической до орбиты столь малых размеров, что ее афелийное расстояние оказывается около 2 а.е. (а возможно, и меньше), происходит при очень умеренном торможении частиц при выбросе из ядра кометы. Кроме того, в ИНАСАН были обнаружены обширные рои метеорных тел, связанные также с семействами SOHO-комет, а не только с отдельными SOHO-кометами.

По радиолокационным наблюдениям (в Аделаиде, Гарварде и Обнинске) [Lindblad, 1991] была найдена 191 орбита метеорных тел, связанных с кометным семейством Марсдена. Рисунок 4.24 иллюстрирует распределение радиантов этих радиометеоров. Весь рой мелких метеорных тел, порождающий сумеречный поток метеоров, встречает Землю в течение 20 дней, с 2 по 22 июня.